[PDF] La Voie Lactée Le Soleil prend donc 240

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La Voie Lactée

Par une nuit claire et sans lune, loin de la pollution lumineuse des grandes villes, on remarque que la voûte céleste est traversée par une bande peu lumineuse formée

de milliers d'étoiles. Nos ancêtres grecs, admirant le ciel d'été, avaient associé cette

bande de lumière, allant d'un horizon à l'autre, à une rivière de lait, la Voie Lactée.

Il s'agit en fait de notre

galaxie ( le mot galaxie tire son origine du mot grec pour lait) que nous apercevons de l'intérieur. En effet. le Soleil (et son cortège de planètes) ainsi que toutes les étoiles visibles à l'oeil nu font partie d'une vaste structure que nous appelons la Galaxie. Cette structure contient plus de 100 milliards d'étoiles. La figure 23.1 a) illustre la position du soleil dans notre galaxie. Nous sommes donc situés dans le plan du disque, en périphérie. Comme le montre la figure 23.1 b) l'orientation de l'orbite terrestre et l'inclinaison de l'axe de rotation de notre planète font en sorte que nous pouvons apercevoir le centre de notre galaxie pendant les nuits d'été dans l'hémisphère nord. De nos régions, il est plus facile de voir la bande laiteuse pendant la période estivale. Figure 23.1 a) Position du système solaire dans la voie lactée

Introduction 23

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Figure 23.1 b) L'orbite de la Terre et la direction du centre de la Galaxie

Continuer

Introduction 23

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Objectifs du chapitre 23

Décrire la Voie Lactée (sa structure, ses caractéristiques), et y situer le Soleil Décrire les différentes composantes de la Voie Lactée Situer les différentes populations stellaires faisant partie de la Voie Lactée Expliquer l'origine de la structure spirale de la Voie Lactée Décrire brièvement le modèle expliquant la formation de la Voie Lactée

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Yannick Dupont

V2.0, été 2001 Objectifs du Chapitre 23

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Découverte de la vraie nature de la Voie Lactée Le philosophe grec Démocrite fut le premier à suggérer que cette bande de lumière pourrait consister d'un grand nombre d'étoiles non résolues. Cette hypothèse fut confirmé par Galilée en 1610, lorsqu'il pointa sa lunette dans cette direction. Malgré tout, à cette époque, ceci ne signifiait pas que le Soleil était semblable à une de ces étoiles ou encore faisait partie de cet ensemble d'étoiles. Vers 1750, Thomas Wright (1711-1786) puis Immanuel Kant (1724-1804), suggèrent que la Voie Lactée pourrait être un disque aplati d'étoiles. En 1773,

Herschel

poursuit cette idée et, en se basant sur les résultats de ses observations où il avait compté le nombre d'étoiles dans plusieurs directions, propose un modèle héliocentrique de la Galaxie, constitué d'un disque d'étoiles de 10 kpc. (rappelons qu'un parsec (pc) correspond environ à 3.26 A.L., donc 10 Kpc valent un peu plus de 32 000 A.L. de diamètre), et ayant un rapport des axes d'environ 3 pour 1. Il est intéressant de noter qu'Herschel n'utilisait ni le parsec, ni l'année lumière comme unité de distance: il indiquait les distances en siriuswerte. Un siriuswerte correspondait à la distance (supposée) entre la terre et l'étoile Sirius. La Figure

23.2 est une reproduction du dessin de la galaxie publié par Herschel en 1785 dans

les Philosophical Transactions de la Société Royale de Londres. Figure 23.2: Représentation de la Voie Lactée selon Herschel.

La Galaxie de Kapteyn

En 1918, l'astronome hollandais J.C. Kapteyn (1851-1922) décide de quantifier les résultats plutôt qualitatifs d'Herschel en utilisant un échantillon de comptage d'étoiles beaucoup plus important. Ceci l'amène à conclure que les étoiles ne sont pas distribuées uniformément mais que leur nombre diminue avec la distance r à partir du Soleil. Comme cette diminution se produit dans toutes les directions, Kapteyn déduit que le Soleil doit être au centre de la distribution. Son modèle est reproduit à la Figure 23.3. Dans ce modèle le rapport des axes est de ~5:1. Bien que la conclusion de Kapteyn était la seule conclusion logique avec les connaissances de l'époque, nous verrons bientôt que la véritable explication était plutôt que la lumière des étoiles lointaines est graduellement diffusée et absorbée par le gaz et la poussière interstellaire dans le disque de la Galaxie. Chapitre 23

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Figure 23.3:

Modèle et échelle de l'Univers selon Kapteyn

La Galaxie de Shapley

L'honneur de découvrir la vraie nature de la Galaxie revient à l'astronome américain

Harlow Shapley

(1885-1972) en 1918. Il s'intéresse à la distribution spatiale des amas globulaires dans notre galaxie. Les amas globulaires sont des regroupements compacts formés de plusieurs milliers d'étoiles (10 000 à 1 millions d'étoiles) qui entourent notre galaxie. Grâce à la relation P

ériode-Luminosité des

étoiles Céphéïdes, découverte par Henrietta Leavitt quelques années auparavant, il mesure la distance de ces amas et étudie leur distribution. Il trouve que: Les amas ne sont pas distribués uniformément en longitude (voir appendice D) mais montre une forte concentration dans la direction de la constellation du

Sagittaire.

Les amas sont distribués uniformément en latitude (voir appendice D), c'est- à-dire de chaque côté du plan de la Galaxie. Les Figures 23.4 et 23.5 illustrent les résultats originaux de Shapley, tirés de son article de 1918 paru dans la revue Astrophysical Journal.

Chapitre 23

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Figure 23.4:

Distribution du nombre d'amas globulaires en fonction de la longitude (de l'époque); il y a une concentration d'amas vers le centre.

Figure 23.5:

Distribution des amas en fonction du plan de la Galaxie A partir de ces résultats, Shapley en vient à la conclusion que si les amas globulaires sont distribués uniformément autour du centre de la Galaxie, ce centre ne peut être à la position du Soleil mais plutôt dans la direction du Sagittaire, à quelques 14 kpc de notre étoile. Qualitativement, le modèle de Shapley est encore

valable aujourd'hui et sa méthode a encore été utilisée jusqu'à tout récemment pour

seul problème avec son modèle en était un d'échelle: il a surestimé les distances d'un facteur 1.5-2.0.

Chapitre 23

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Le modèle de Shapley signifie la mort du modèle centré sur la position du Soleil au centre de la Galaxie de la même façon que le modèle de Copernic a entraîné la mort du modèle géocentrique du système solaire. Il ne restait qu'à expliquer la contradiction entre les résultats de Shapley et ceux de Kapteyn. Tant les résultats de Shapley que ceux de Kapteyn s'appuyaient sur des observations fiables. La différence entre les deux est que les objets observés par Shapley étaient situés pour la plupart au dessus ou en dessous du plan galactique, tandis que ceux observés par Kapteyn se trouvaient dans le plan. Or, comme nous le verrons à la prochaine section, le gaz et la poussière interstellaire, principalement concentrés dans le plan de notre galaxie, absorbent en partie la lumière des étoiles lointaines situées dans le plan. Nous avons donc l'impression d'être situés au centre d'une distribution aplatie d'étoile.

Découverte de la poussière et du gaz

interstellaires En 1931, l'astronome Robert J. Trumpler (1886-1956) montre d'une façon convaincante que la lumière émise par une étoile est obscurcie au cours de son trajet vers nous. La matière responsable de cette obscuration est formée de grains de poussière dont la composition chimique va des silices (p.e.: grains de sable) aux composés de carbone (p.e.: graphite) et dont la dimension moyenne est de l'ordre de r g ≈ 0.1 µm (10 -5 cm). L'obscuration de la lumière stellaire est en fait une combinaison de deux phénomènes: une absorption véritable par les grains et une diffusion de la lumière hors de la ligne de visée. C'est l'ensemble de ces deux effets qu'on appele l'extinction interstellaire. De plus, à cause de la taille des grains légèrement plus petite, en moyenne, que la longueur d'onde de la lumière visible (0.1 µm vs 0.5 µm), la lumière rouge (0.6-0.7 µm), correspondant à des longueurs d'onde plus grandes, est moins affectée que la lumière bleue (0.3-0.4 µm). Ceci cause, en plus de l'extinction, un rougissement de la lumière stellaire. Il n'y a pas que de la poussière dans le milieu interstellaire, mais il y a aussi du gaz. En fait, son existence a été mise en évidence presque 30 ans plus tôt par J.F. Hartmann (1865-1936). Celui-ci s'aperçoit qu'un ensemble de raies d'absorption étroites du calcium (CaII, ionisé une fois) ne subit pas les décalages Doppler périodiques observés pour d'autres raies plus larges dans le spectre d'une binaire spectroscopique. En d'autres mots, alors que les longueurs d'onde des raies d'absorption larges produites par les photosphères chaudes des étoiles d'un système binaire se déplaçent vers le rouge puis vers le bleu à cause du déplacement des étoiles sur leur orbite (tantôt en s'approchant de nous tantôt en s'éloignant de nous), il y a aussi des raies d'absorption plus étroites qui demeurent stationnaires bien qu'à des longueurs d'onde différentes des longueurs d'onde au repos. Cette situation est illustrée à la Figure 23.6. Hartmann conclut correctement que ces raies étroites et stationnaires sont causées par des nuages interstellaires de gaz froid entre nous et le système binaire.

Chapitre 23

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Figure 23.6:

Illustration de spectres provenant d'un système d'étoiles binaire et d'un nuage froid interstellaire

Composantes de la Galaxie

Une photographie du centre de la Voie Lactée est présentée à la Figure 23.7. Celui- ci devrait être très brillant mais la poussière interstellaire nous empêche de le distinguer clairement.

Figure 23.7:

Photographie du centre de la Voie Lactée obtenue dans le domaine visible Si par contre on regarde vers le centre de la galaxie à des longueurs d'onde moins affectées par l'extinction interstellaire (p.ex. l'infrarouge), on constate qu'il y a effectivement un renflement du disque. La galaxie parait bien comme une galaxie spirale vue par la tranche. La Figure 23.8, obtenue par le satellite COBE dans le domaine de l'infrarouge lointain permet de bien voir le bulbe de notre galaxie.

Chapitre 23

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Figure 23.8:

La Voie Lactée vue par le satellite COBE

Si on pouvait être à l'extérieur de la Voie Lactée, elle ressemblerait probablement aux schémas de la Figure 23.9 qui nous la montre telle que vue par le dessus et par la tranche . On y voit le Soleil à environ 9 ± 1 kpc du centre, à la limite intérieure d'un bras spiral. Ce bras est appelé Orion parce qu'on peut voir les amas d'étoiles jeunes les plus brillantes qui le composent dans la direction de la constellation d'Orion. Les amas jeunes des Hyades et des Pléïades, que l'on peut distinguer facilement à l'oeil nu, font partis du même bras spiral que le Soleil. On distingue également les trois composantes principales de la Galaxie:

1- Le bulbe au centre, d'allure plus ou moins sphérique et composé

principalement d'étoiles vieilles.

2- Le disque, beaucoup plus aplati, a un diamètre de ~30-40 kpc. Il est

composé principalement d'étoiles jeunes et de gaz. Alors que le disque stellaire a une épaisseur de ~400-600 pc, le disque gazeux n'a qu'environ ~100-125 pc d'épaisseur. Les étoiles les plus jeunes sont regroupées dans les bras spiraux.

3- Finalement, le halo, composé d'étoiles vieilles, a une distribution sphérique.

Les habitants les plus connus du halo sont les amas globulaires qui sont des amas concentrés de plusieurs centaines de milliers d'étoiles vieilles et dont Shapley s'est servi pour déterminer la structure de la Voie Lactée. Figure 23.9: Apparences de notre Galaxie telle que vue par dessus et par la

Chapitre 23

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tranche

Populations stellaires

Le concept de populations stellaires a déjà été abordé au Chapitre 16 pour distinguer les étoiles jeunes et riches en métaux, appelées étoiles de population I, des étoiles vieilles et pauvres en métaux de populations II. On doit l'introduction du concept de populations stellaires à l'astronome Walter Baade (1893-1960) dans la discussion des résultats de ses recherches sur la galaxie d'Andromède et de ses deux satellites, effectuées durant la Deuxième Guerre mondiale. Ces deux populations ne se différencient pas uniquement par leur composition, mais aussi par leur âge, leur distribution et leur cinématique. Afin de mémoriser plus facilement ces deux populations d'étoiles, il suffit de se rappeler que les étoiles de Pop I sont les premières avec lesquelles les astronomes ont étéquotesdbs_dbs24.pdfusesText_30

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